ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 4, с. 250-259

ФАЗИРОВАННАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ МАГНИТАРА SGR J1745-2900

ПО ДАННЫМ ОБСЕРВАТОРИИ NuSTAR

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 29.12.2020 г.

После доработки 02.02.2021 г.; принята к публикации 02.02.2021 г.

Магнитар SGR J1745-2900, расположенный в непосредственной близости от сверхмассивной черной

дыры Sgr A^⋆, был обнаружен во время рентгеновской вспышки телескопом Swift/XRT в апреле 2013 г.

В течение нескольких месяцев после обнаружения источник наблюдался обсерваторией NuSTAR,

что позволило зарегистрировать пульсации с периодом ∼3.76 с. Используя эти наблюдения, мы

провели детальные исследования зависимости профиля импульса и доли пульсирующего излучения

от энергии и интенсивности магнитара. Показано, что доля пульсирующего излучения в диапазонах

энергий 3-5 и 5-10 кэВ находится на уровне 40-50%, несколько увеличиваясь с уменьшениeм потока.

Проведена фазированная спектроскопия источника в диапазоне энергий от 3 до ∼40 кэВ, и показано,

что температура излучающих областей остается достаточно стабильной в течение импульса, в то время

как их видимый размер значительно меняется с фазой.

Ключевые слова: рентгеновские пульсары, нейтронные звезды, магнитары, SGR J1745-2900.

DOI: 10.31857/S0320010821040070

ВВЕДЕНИЕ

до нескольких сотен секунд (Туролла и др., 2015).

Помимо ярких и коротких вспышек, от магнитаров

Среди большого количества нейтронных звезд

наблюдаются и значительные повышения посто-

выделяется класс магнитаров, которые являются

янного потока, сопровождающиеся последующим

наиболее непредсказуемыми в своем поведении.

медленным падением до начального уровня, кото-

Магнитары — изолированные нейтронные звезды с

рое может длиться от месяцев до нескольких лет

сильными магнитными полями до B ∼ 10¹⁴-10¹⁵ Гс,

(см. обзоры Туролла и др., 2015; Каспи, Белобо-

которые являются источником энергии этих звезд.

родов, 2017). Проявления вспышечной активности

Они проявляют себя как рентгеновские пульсары с

магнитарами предположительно могут быть вызва-

периодами P ≃ (0.3-12) с и со скоростями замед-

ны деформациями коры нейтронной звезды, так

ленияP ≃ (10-15-10-11) с/с. На текущий момент

называемыми звeздотрясениями.

насчитывается 30 магнитаров¹ .

Одним из представителей магнитаров является

Магнитары являются источниками постоянно-

источник SGR J1745-2900. 24 апреля 2013 г. в хо-

го рентгеновского излучения, состоящего из двух

де программы мониторинга области Галактическо-

компонент: тепловой, которая может быть пред-

го центра телескопом Burst Alert Telescope (BAT),

ставлена как излучение абсолютно чeрного те-

установленным на борту космической обсервато-

ла с температурой kT ∼ 0.3-0.5 кэВ, и нетепло-

рии Swift им. Н. Джерельса, была зарегистрирова-

вой, описывающейся степенным законом с фо-

на рентгеновская вспышка от неизвестного источ-

тонным индексом Γ ∼ 2-4 (Каспи, Белобородов,

ника (Дегенаар и др., 2013), от которого днем позже

2017). Помимо постоянного излучения, от магнита-

был зарегистрирован короткий (∼32 мс) рентге-

ров могут регистрироваться мощные рентгеновские

новский всплеск (Кеннеа и др., 2013a). Это собы-

вспышки со светимостями, достигающими значе-

тие послужило триггером для серии наблюдений

ния L_X ∼ 10⁴⁷ эрг с-1, и длительностью от долей

телескопом Swift/XRT, с помощью которых было

определено, что источник пространственно нераз-

^*Электронный адрес: eakuznetsova@cosmos.ru

решим со сверхмассивной черной дырой (СМЧД)

¹ Онлайн каталог магнитаров доступен по адресу:

Sagittarius A^⋆ (далее Sgr A^⋆), находящейся в цен-

http://www.physics.mcgill.ca/pulsar/magnetar/main.html,

24 подтвержденных источника и 6 кандидатов (Олаусен,

тре нашей Галактики (Кеннеа и др., 2013б). Позже

Каспи, 2014).

Реа и др. (2013) по данным обсерватории Chandra

250

ФАЗИРОВАННАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ SGR J1745-2900

251

разрешили источники SGR J1745-2900 и Sgr A^⋆,

Таблица 1. Наблюдения NuSTAR, использованные

определив расстояние между ними в 2′′.4. Наблю-

в работе. Значения эпох MJD указаны на начало наблю-

дения

дения SGR J1745-2900 обсерваторией NuSTAR

выявили пульсации с периодом P ∼3.76 с и ско-

ростью торможения

∼ 6.5 × 10-12 с/с (Мори и

ObsID

Дата

MJD Экспозиция

др., 2013, Каспи и др., 2014). Предполагая, что

30001002006

26.04.2013

56408.1

37.1 кс

SGR J1745-2900 — магнитный диполь в вакууме,

были сделаны оценки магнитного поля B ∼ 1.6 ×

80002013002

27.04.2013

56409.3

49.7 кс

Ė≃5×

× 10¹⁴ Гс, энергии скорости торможения

80002013004

04.05.2013

56416.7

38.5 кс

× 10³³ эрг с-1 и характерного времени торможения

P/2P ≃ 9 тыс. лет (Мори и др., 2013). Схожие

80002013006

11.05.2013

56423.6

32.6 кс

оценки временных параметров были получены с

помощью наблюдений других телескопов как в

80002013012

14.06.2013

56457.4

26.8 кс

рентгеновском, так и в радиодиапазонах (Реа и

80002013014^⋆

07.07.2013

56480.2

8.6 кс

др., 2013; Шеннон, Джонстон, 2013; Коти Зелати

и др., 2015, 2017; Линч и др., 2015; Пеннучи и

80002013016^⋆

07.07.2013

56480.5

21.0 кс

др., 2015). Было показано, что спектр постоян-

^⋆ Наблюдения, для которых были использованы данные толь-

ного излучения магнитара можно представить как

ко модуля FPMA, так как данные FPMB были загрязнены

комбинацию излучения абсолютно черного тела с

боковой засветкой от неизвестного источника.

температурой kT ∼ 1 кэВ и степенного закона с

фотонным индексом Γ ∼ 1.5 (см., например, Мори

и др., 2013). Длительный мониторинг SGR J1745-

в это время наблюдался яркий рентгеновский

источник CXOGC J174540.0-290005, удаленный

2900 обсерваториями NuSTAR и Chandra выявил

монотонное падение потока магнитара и темпера-

от SGR J1745-2900 на 24′′. 8. Кроме того, наблюде-

туры излучающей области kT (Каспи и др., 2014;

ния 80002013018-80002013024 были исключены

Коти Зелати и др., 2015, 2017; Реа и др., 2020).

из анализа, так как во время этих наблюдений

вспыхнул источник рентгеновского излучения

В настоящей работе представлены результаты

AX J1745.6-2901, удаленный от SGR J1745-2900

временного анализа (профили импульса и доля

на 87′′.3. Этот источник является маломассивной

пульсирующего излучения) и фазированной спек-

двойной системой, которая изменила своe состо-

троскопии магнитара SGR J1745-2900 по данным

яние за время наблюдений телескопом NuSTAR

обсерватории NuSTAR в течение нескольких меся-

(80002013018-жесткое состояние, 80002013020-

цев после рентгеновской вспышки, произошедшей

80002013024-мягкое, Понти и др., 2018). Так

в апреле 2013 г.

как источник AX J1745.6-2901 ярче магнитара

SGR J1745-2900 в ∼10 раз и функции размытия

НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

точечного источника (ФРТИ) AX J1745.6-2901 и

SGR J1745-2900 пересекаются, то при извлечении

После вспышки 24 апреля 2013 г. была проведе-

спектра в излучение магнитара может добавиться

на 4-х месячная программа наблюдений магнита-

компонента излучения источника AX J1745.6-

ра SGR J1745-2900 космической обсерваторией

2901, которую невозможно исключить. Каспи и др.

NuSTAR (Харрисон и др., 2013) с 26 апреля по

(2014) оценили вклад от источника AX J1745.6-

13 августа 2013 г. Обсерватория NuSTAR состоит

2901 на уровне 3.5% в области радиусом в 30”

из двух телескопических модулей FPMA и FPMB с

и центром в положении магнитара. Даже такой

рабочим энергетическим диапазоном 3-79 кэВ.

небольшой вклад может значительно исказить

В качестве исходного мы использовали тот

результаты фазированной спектроскопии слабого

же набор данных, что в статье Каспи и др.

источника SGR J1745-2900, поэтому мы решили

(2014, см. табл. 1 в этой работе). NuSTAR имеет

не использовать в данной работе наблюдения с

известную проблему загрязнения данных пара-

активным источником AX J1745.6-2901. Список

зитными лучами, когда детекторы засвечиваются

наблюдений, использованных в данной работе,

излучением от источников, находящихся вне поля

приведeн в табл. 1.

зрения телескопа (Мадсен и др., 2017). Данные

Времена прихода фотонов были скорректи-

модуля FPMB были загрязнены в наблюдениях

рованы на барицентр Солнечной системы с ис-

80002013014 и 80002013016 паразитными лучами

пользованием положения источника SGR J1745-

от неизвестного источника, поэтому для этих

наблюдений мы использовали только данные

2900 с координатами R.A.=17h45m40s.169, Dec.=

модуля FPMA. Также были исключены наблю-

= -29◦00′29′′.84, определенными с помощью об-

дения

80002013008

800020130010, так как

серватории Chandra (Реа и др., 2013). Кривые

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

252

КУЗНЕЦОВА и др.

Таблица

2. Наилучшие значения свободных параметров при совместной аппроксимации моделью

TBABS*(BBRAD+POW) спектров источника SGR J1745-2900, извлеченных из 30^′′-области

-13

N_pow, 10

MJD

kT, кэВ

R_BB, км

C_AB

эрг с-1см-2 кэВ-1

56408.0

1.00 ± 0.02

1.72+0.10-0.09

1.03+0.32-0.26

0.98 ± 0.03

56409.3

0.99 ± 0.02

1.74+0.10-0.08

0.84+0.25-0.21

1.00 ± 0.04

56416.7

0.97 ± 0.02

1.73+0.10-0.09

0.49+0.21-0.19

0.98 ± 0.03

56423.6

0.95 ± 0.02

1.78+0.13-0.11

1.40+0.35-0.30

0.96 ± 0.04

56457.4

0.88 ± 0.02

1.85+0.17-0.14

0.94+0.28-0.24

1.01 ± 0.05

56480.2

0.93 ± 0.06

1.46+0.28-0.20

0.29+0.46-0.29

56480.5

0.89 ± 0.03

1.72+0.22-0.17

0.10+0.29-0.10

Примечание. C_AB — константа кросс-калибровки между данными модулей FPMA и FPMB, определенная для каждого

наблюдения индивидуально. Нормировка степенного закона Npow приведена для энергии 10 кэВ.

блеска с временным разрешением 0.05 с и спектры

излучения и сглаживается первый пик. Кроме того,

были извлечены из круговой области с радиусом

интенсивность первого пика уменьшается в энер-

R = 30^′′ и центром в положении SGR J1745-2900

гетическом диапазоне 5-10 кэВ по сравнению с

(построение фоновых кривых блеска и спектра

пиком на энергиях 3-5 кэВ. Из рис. 1 можно

будет описано ниже) с помощью инструмента

предположить, что на энергиях выше 10 кэВ воз-

nuproducts, являющегося частью программного

можно наличие пульсаций. Мы проверили это на

обеспечения NuSTAR Data Analysis Software

кривых блеска SGR J1745-2900, полученных для

package (NUSTARDAS V.1.8.0), которое встрое-

диапазона энергий 10-20 кэВ, с помощью двух

но в программное обеспечение HEASOFT версии

методов — Lomb Scargle (Пресс, Рибики, 1989)

6.27.2. При анализе данных использовались ка-

и статистики Z2n (Бусчери и др., 1983), и не об-

либровочные файлы CALDB версии 1.0.2. Непо-

наружили пульсаций с предельными значениями

средственный анализ кривых блеска и спектров

доли пульсирующего излучения 86-100% в зави-

проводился с помощью инструментов XRONOS

симости от наблюдения (см. рис. 2 и пояснения

версии 5.22 и XSPEC версии 12.10.1 (Арнауд и

ниже). Однако из-за слабой статистики на высоких

др., 1996), входящих в состав пакета HEASOFT

энергиях мы не можем однозначно утверждать, что

версии 6.27.2.

пульсаций в этом диапазоне нет.

Чтобы оценить долю пульсирующего излуче-

ВРЕМЕННОЙ АНАЛИЗ

ния² , мы предварительно вычли фон из кривых

блеска источника SGR J1745-2900. Необходимо

На первом этапе мы получили кривые блеска

отметить, что источник SGR J1745-2900 располо-

источника SGR J1745-2900 в трех энергетических

жен в непосредственной близости к СМЧД Sgr A^⋆

диапазонах 3-5, 5-10 и 10-20 кэВ для всех на-

и обсерватория NuSTAR не может разрешить эти

блюдений из табл. 1. Для построения профилей

два объекта, что значительно усложняет получение

импульса в этих энергетических диапазонах мы

правильной оценки фона. Кроме того, в области Га-

использовали набор эфемерид, полученных Каспи

лактического центра фоновое излучение простран-

и др. (2014, см. табл. 2 и параграф 2.1 в этой

ственно неоднородно (см., например, Перез и др.,

работе). Для каждого набора эфемерид значения

2015), что также не позволяет для оценки фона

нулевой эпохи выбирались таким образом, чтобы

использовать область, свободную от точечных ис-

минимумы профилей импульса совпадали. Кри-

точников и находящуюся в отдалении от магнитара

вая блеска каждого наблюдения сворачивалась с

SGR J1745-2900. Поэтому, как и в работе Каспи

соответствующим периодом вращения с помощью

и др. (2014), мы использовали для оценки фона

программы efold.

предыдущее наблюдение 30001002003 телескопом

Полученные профили импульса, представлен-

ные на рис. 1, имеют три ярких пика, которые

² Доля пульсирующего излучения определялась по формуле

хорошо прослеживаются до 10 кэВ. Можно заме-

PF = (Imax - Imin)/(Imax + Imin), где Imax и Imin — интен-

тить, что с течением времени падает интенсивность

сивности излучения в максимуме и минимуме импульса.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

ФАЗИРОВАННАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ SGR J1745-2900

253

0.6

кэВ

0.6

0.4

0.2

10 кэВ

10 кэ

MJD:

0.6

MJD:

56408.1

0.6

56457.4

56409.3

0.4

56480.2

56416.7

0.4

56480.5

0.2

56423.6

0.10

0 20 кэВ

0 20 к

эВ

0.10

0.08

0.06

0.04

0.5

1.0

1.5

2.0

0.5

1.0

1.5

2.0

Фаза

Рис. 1. Профили импульса SGR J1745-2900 в разных энергетических диапазонах 3-5 (верхние панели), 5-10 (средние)

и 10-20 кэВ (нижние) в единицах скорости счeта без вычитания фона. Два цикла приведены для наглядности.

Вертикальным пунктиром обозначено разделение на фазовые бины (см. раздел “Фазированная спектроскопия”).

NuSTAR области Галактического центра, во время

метричные противоположные области излучения,

которого магнитар SGR J1745-2900 ещe не был

интенсивность которых отличается больше, чем

в активном состоянии. Целесообразность исполь-

в ∼3 раза. Отметим также, что Ху и др. (2019)

зования такого способа оценки фона рассмотрена

использовали несколько другое определение доли

в разделе “Спектральный анализ”. Кривая блес-

пульсирующего излучения, которое систематиче-

ски дает более низкие значения по сравнению с

ка фона была извлечена для разных энергетиче-

нашими.

ских диапазонов из той же области неба, которая

использовалась для извлечения информации об

Для оценки верхнего предела на долю пуль-

излучении источника SGR J1745-2900. Средние

сирующего излучения в энергетическом диапа-

скорости счета фона для диапазонов энергий 3-

зоне 10-20 кэВ было проведено моделирование

5, 5-10 и 10-20 кэВ были определены на уров-

Монте-Карло марковской цепи (Ситтер, Ву, 2001).

нях 0.097 ± 0.002, 0.186 ± 0.002, 0.060 ± 0.001 от-

Значения темпа счета в каждом из фазовых би-

четов/с соответственно. Эти значения были вычте-

нов принимались нормально распределенными со

ны из кривых блеска источника, полученных для

значениями, получаемыми с помощью програм-

каждого наблюдения. Полученные значения доли

мы efold. Фоновая скорость счета, определенная

пульсирующего излучения для энергетических диа-

выше, предварительно вычиталась из темпа счета

пазонов 3-5 и 5-10 кэВ (рис. 2) находятся на

каждого бина. Априорное распределение значений

уровне ∼40-50%, что согласуется с результатами,

скорости счета от пульсара в каждой фазе прини-

полученными для мягкого рентгеновского диапа-

малось равномерно распределенным в диапазоне

зона по данным обсерваторий Chandra и XMM-

0.0-0.2 отчета/с, что заведомо выше регистрируе-

Newton (Коти Зелати и др., 2015, 2017). Также

мой скорости счета в фазовых бинах. Верхний пре-

можно заметить, что значения доли пульсирующего

дел на долю пульсирующего излучения принимался

излучения для энергий 3-5 и 5-10 кэВ согласуют-

равным значению 90% квантиля для доли пульси-

ся между собой в пределах одного наблюдения.

рующего излучения апостериорного распределения

темпов счета в фазовых бинах. Полученные вели-

Такие высокие значения доли пульсирующего

чины указаны на рис. 2 в виде верхних пределов.

излучения могут указывать на асимметричный

случай расположения двух противоположных об-

Мы также построили график зависимости до-

ластей теплового излучения (Белобородов, 2002).

ли пульсирующего излучения от потока излучения

Однако Ху и др. (2019), используя данные 2016 г.,

тепловой компоненты BBrad (рис. 3), собранно-

когда профиль импульса магнитара претерпел

го из той же круговой области с радиусом 30”,

значительные изменения, предположили, что для

которая использовалась для кривых блеска. Из

SGR J1745-2900 наблюдаются две примерно сим-

рис. 3 можно заметить, что с уменьшением потока

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

ФАЗИРОВАННАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ SGR J1745-2900

255

доля пульсирующего излучения, полученная для

тем как перейти к фазированной спектроскопии

двух энергетических диапазонов 3-5 и 5-10 кэВ,

магнитара, мы получили средние спектры для каж-

увеличивается.

дого наблюдения и сравнили их с ранее полученны-

ми другими авторами, чтобы убедиться в правиль-

Для описания зависимости доли пульсирующего

ности используемой нами процедуры спектрально-

излучения от энергии и потока мы воспользовались

го анализа.

несколькими моделями:

• доля пульсирующего излучения постоянна

Средние спектры

PF =C,

Спектры источника извлекались из той же

области неба, что и кривые блеска. В качестве

• доля пульсирующего излучения линейно за-

фона использовалось предыдущее наблюдение

висит от светимости P F = C + F_c ∗ F ,

30001002003

и та же область, которые ранее

• доля пульсирующего излучения линейно за-

были выбраны для определения фона для кривых

висит от светимости и от энергии P F = C +

блеска. Отметим, что в работе Каспи и др.

+F_c ∗F +E_c ∗E,

(2014) был рассмотрен и другой, более сложный

способ оценки фонового излучения для каждого

где C — постоянная компонента доли пульсирую-

наблюдения, и показано, что результаты в обоих

щего излучения, F_c — коэффициент линейной кор-

случаях согласуются между собой. Поэтому мы

реляции доли пульсирующего излучения и пото-

выбрали для наших оценок наиболее оптимальный

ка F в диапазоне 3-20 кэВ, E_c — коэффициент ли-

подход, описанный выше.

нейной корреляции доли пульсирующего излучения

Каждый спектр был сгруппирован с помощью

и энергии E.

инструмента grppha, который является частью

Значения доли пульсирующего излучения были

программного обеспечения HEASOFT, с мини-

аппроксимированы этими моделями, в результате

мальным значением отсчетов в бине, равным 25. В

были получены значения правдоподобия данных

работах ряда авторов (см., например, Мори и др.,

2013; Каспи и др., 2014; Коти Зелати и др., 2017)

χ²/(d.o.f.): 36.0/20, 20.1/19, 19.9/18 для каждой

было показано, что спектры источника наилучшим

из моделей соответственно. Относительные значи-

образом могут быть описаны комбинацией компо-

мости моделей были проверены при помощи кри-

нент излучения абсолютно чeрного тела (BBRAD) и

терия перекрестной проверки выборок параметров,

степенного закона (POWER-LAW) с учетом погло-

полученных в Монте-Карло симуляции Марков-

щения N_H. Для описания последнего мы использо-

ской цепи MCMC, на основе алгоритмов «отбра-

вали модель TBABS с обилием из работы Вилмса

сывания одного события» (leave-one-out, Ветари и

и др. (2000) и сечениями поглощения из работы

др., 2014). Критерий показал, что модель линей-

Вернер и др. (1996).

ной зависимости доли пульсирующего излучения

от светимости значительно более вероятна, чем

Спектры всех наблюдений аппроксимировались

модель с постоянной долей пульсирующего излуче-

совместно в предположении, что значение погло-

ния (P_fc/P_nc = 0.978/0.022), где P_fc — относитель-

щения N_H и фотонный индекс Γ не меняются от

ная вероятность модели с линейной корреляцией

наблюдения к наблюдению. Необходимо отметить,

доли пульсирующего излучения от потока, а P_nc —

что на начальном этапе для каждой пары спек-

относительная вероятность модели с постоянной

тров модулей FPMA и FPMB, относящихся к

долей пульсирующего излучения. Модель, допол-

одному наблюдению, были определены параметры

нительно включающая линейную зависимость доли

кросс-калибровки C_AB спектров модуля FPMB

пульсирующего излучения от энергии и светимо-

по отношению к спектрам FPMA, которые были

сти с относительной вероятностью P_ec&fc, ока-

зафиксированы в процессе аппроксимации всех

залась статистически сопоставима с моделью, в

спектров (см. точные значения в табл. 2). Значения

которой зависимости от энергии нет: P_ec&fc/P_fc =

температуры kT и радиуса излучающей области

= 0.41/0.59.

R_BB, относящиеся к модели BBRAD, и нормировки

степенного закона N_pow были связаны внутри од-

ного наблюдения для обоих модулей, но свободны

СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ

относительно разных наблюдений. В результате

аппроксимации моделью TBABS*(BBRAD+POW)

Фазированная спектроскопия излучения пуль-

были получены наилучшие значения N_H = (11.5 ±

сирующих источников является важным методом

исследования механизмов генерации излучения.

± 0.8) × 10²² см-2 и Γ = 1.11+0.26-0.24 с приведeнным

Область неба, содержащая магнитар SGR J1745-

значением χ^2red/d.o.f. = 1.05/2229 (рис. 4). Наи-

2900, является очень густонаселенной, что значи-

лучшие значения изменяющихся параметров при-

тельно усложняет анализ данных. Поэтому перед

ведены в табл. 2.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

256

КУЗНЕЦОВА и др.

56408.1

56409.3

56416.7

56423.6

56457.4

56480.2

56480.5

Энергия, кэВ

Рис. 4. Спектр источника SGR J1745-2900, измеренный в разных наблюдениях, MJD начала которых приведены на

рисунке. Черным и красным цветами отмечены данные модулей FPMA и FPMB соответственно. Сплошной, пунктирной

и точечной линиями обозначены модели: суммарная, излучения абсолютно черного тела и степенного закона.

На рис. 5 показана временная эволюция пара-

L_BB, предсказанной моделью раскручивающейся

метров kT, R_BB и поглощeнных потоков, вычис-

магнитосферы нейтронной звезды (Белобородов,

ленных с помощью команды CFLUX для тепловой

2009) в виде A ∼ L1/2BB, которая является наиболее

и нетепловой компонент модели, которые были

рабочей моделью для объяснения такого медлен-

обозначены как F_BB и F_pow соответственно. На

ного затухания излучения магнитара (Мори и др.,

масштабе ∼80 дней хорошо видно падение тем-

2013; Каспи и др., 2014; Коти Зелати и др., 2015,

пературы kT на ∼10% и потока F_BB на ∼40%.

2017). Отметим, что возможное уменьшение радиу-

При этом параметр R_BB в пределах ошибок изме-

са излучающей области может объяснить увеличе-

рений остается практически неизменным на этом

ние доли пульсирующего излучения с уменьшением

временном интервале, хотя на более длительном

потока (см., например, Фериал, 2002).

масштабе наблюдений уменьшение R_BB становит-

Полученные результаты в целом согласуются с

ся заметным (см. Коти Зелати и др., 2015, 2017; Реа

результатами работы Каспи и др. (2014). Отме-

и др., 2020). Возможно, этот тренд уже начинает

тим, что наша оценка поглощения N_H = (11.5 ±

сказываться и в конце исследуемого временного

± 0.8) × 10²² см-2 несколько меньше значения,

интервала (рис. 5), однако большие ошибки на R_BB

в двух последних наблюдениях не позволяют сде-

полученного этими авторами N_H = (13.5 ± 0.5) ×

лать однозначный вывод. Последнее означает, что

× 10²² см-2, хотя согласуется на уровне лучше

на масштабе ∼80 дней мы не наблюдаем изменение

2σ. Возможно, это связано с тем, что Каспи и

площади излучающей области A от светимости

др. (2014) использовали большее количество на-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

ФАЗИРОВАННАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ SGR J1745-2900

257

1.0

0.9

2.0

1.5

MJD с 56400, дни

Рис. 5. Зависимости параметров средних спектров kT, R_BB, F_BB и Fpow от эпохи MJD, взятой на середину наблюдения,

изображенные на графиках сверху вниз соответственно. Черным пунктиром обозначены времена вспышек, зарегистри-

рованные Swift/BAT 25 апреля (Кеннеа и др., 2013a) и 7 июня (Кеннеа и др., 2013б).

блюдений, которые были нами исключены из ана-

d.o.f. ∼ 10-40 значительно ниже, чем в осталь-

лиза (см. выше). Кроме того, полученные оцен-

ных наблюдениях d.o.f ≳ 100), поэтому мы ис-

ки температуры излучающей области kT оказа-

ключили их из анализа. Полученные результаты

лись несколько выше, а оценки радиуса R_BB ниже

представлены на рис. 6. Чтобы понять, насколько

оценок этих параметров по данным обсерватории

сильно изменяется конкретный параметр с фазой,

Chandra (Коти Зелати и др., 2015, 2017). Воз-

мы аппроксимировали константой каждый набор

можно, это связано с тем, что рабочий диапазон

значений для всех наблюдений. Таким образом,

обсерватории Сhandra более мягкий (0.3-8 кэВ),

мы можем сказать, что температура излучающей

и указанными авторами не учитывалась степенная

области kT почти не меняется с фазой (χ^2red ≤ 1

компонента в спектральной модели излучения маг-

для первых трeх и χ^2red ≈ 2 для двух последних

нитара.

наблюдений 80002013010 и 80002013012), а вот

Таким образом, мы проверили правильность об-

еe радиус R_BB меняется с фазой импульса более

работки данных и можем перейти к фазированной

значительно (χ^2red > 2 для всех наблюдений, кроме

спектроскопии.

80002013012, где χ^2red = 1.55). Визуально заметно,

что вариации R_BB повторяют форму профиля им-

Фазированная спектроскопия

пульса, что можно обосновать зрительной геомет-

рией (т.е. наибольшая площадь, ответственная за

Наблюдаемый профиль импульса был разде-

генерацию теплового излучения, видна в максиму-

лен на шесть равных фаз так, чтобы на каждые

мах профиля импульса, наименьшая — в миниму-

максимум и минимум приходилось по одному фа-

мах). Принимая во внимание отмеченную выше за-

зовому бину (рис. 1). Спектр источника, полу-

висимость доли пульсирующего излучения от пото-

ченный в каждом фазовом бине, был аппрокси-

ка, можно было бы ожидать сходных зависимостей

мирован применявшейся к средним спектрам мо-

и для параметров тепловой компоненты. Однако

делью TBABS*(BBRAD+POW), при этом погло-

проведенный анализ не обнаружил значимых из-

щение и фотонный индекс были зафиксированы

менений амплитуды переменности параметров kT и

на значениях N_H = 11.5 × 10²² см-2 и Γ = 1.11,

R_BB в зависимости от потока тепловой компоненты

определенных ранее. Наблюдения 80002013014 и

FBB, что может быть связано со значительными

ошибками на их значения.

80002013016, для которых были доступны толь-

ко данные модуля FPMA, не обладают достаточ-

Стоит отметить значительное увеличение R_BB

ной статистикой для качественной аппроксимации

во втором фазовом бине последнего наблюдения.

фазовых спектров (количество степеней свободы

Интересно, что в этом же фазовом бине в послед-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

258

КУЗНЕЦОВА и др.

0.7

1.1

56408.1

2.0

56408.1

0.5

1.5

1.0

0.3

1.0

0.7

1.1

56409.3

2.0

56409.3

0.5

1.0

1.5

0.3

1.0

0.7

1.1

56416.7

2.0

56416.7

0.5

1.0

1.5

0.3

1.0

0.7

56423.6

1.0

2.0

0.5

0.9

0.3

1.5

0.3

0.7

56457.4

1.0

0.5

0.9

0.8

0.3

0.5

1.0

1.5

2.0

0.5

1.0

1.5

2.0

0.5

1.0

1.5

2.0

Фаза

Рис. 6. Изменения спектральных параметров в зависимости от фазы импульса и наблюдения (сверху вниз). Серым

цветом и правой шкалой обозначены соответствующие профили импульса в энергетическом диапазоне 3-5 кэВ. Два

цикла приведены для наглядности.

нем наблюдении первый пик профиля импульса

источника. В результате были найдены значимые

практически исчезает. Кроме того, в этой же об-

изменения видимых размеров области, отвечающей

ласти можно заметить пониженное значение kT .

за тепловое излучение, коррелирующие с профилем

Последнее может быть связано как с физическими

импульса в диапазоне энергий 3-5 кэВ. Темпе-

причинами, так и с возможной антикорреляцией

ратура излучающей области остается достаточно

параметров модели, однако из-за не очень высокой

стабильной по пульсу, при этом в среднем умень-

статистики сделать каких-то однозначных выводов

шаясь с уменьшением интенсивности источника. К

не представляется возможным.

сожалению, магнитар SGR J1745-2900 — слиш-

Поток, излученный нетепловым образом F_pow,

ком слабый источник, чтобы можно было провести

практически не меняется с фазой, что может сви-

подробную фазированную спектроскопию для

детельствовать о формировании нетеплового излу-

нетеплового излучения. Мы не нашли значимых

чения в других областях по отношению к горячим

изменений в полном потоке степенной компоненты

пятнам, либо о недостаточной статистике для реги-

с зафиксированным значением фотонного индекса

страции его переменности.

Γ = 1.11, однако имеющаяся статистика не поз-

воляет однозначно утверждать, что нетепловая

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

компонента точно не пульсирует.

Магнитар SGR J1745-2900 являлся объектом

Помимо фазированной спектроскопии, мы

большого количества наблюдений с начала его ак-

определили долю пульсирующего излучения для

тивности в апреле 2013 г. В частности, программа

двух энергетических диапазонов 3-5 и 5-10 кэВ на

наблюдений обсерватории NuSTAR предоставила

уровне ∼40-50%. Найдены указания на значимое

хорошую возможность изучить жесткое рентгенов-

увеличение доли пульсирующего излучения с

ское излучение этого объекта. Эти наблюдения

уменьшением потока магнитара, в то время как

позволили провести временной и спектральный

зависимость от энергии значимо не определяется,

анализ по данным NuSTAR (см. ссылки выше в

что предположительно связано с возможным

тексте), однако результаты фазированной спектро-

уменьшением радиуса области генерации теплово-

скопии были кратко приведены только по первому

го излучения.

наблюдению (Мори и др., 2013).

В настоящей работе по данным обсерватории

Работа поддержана грантом Правительства РФ

NuSTAR впервые проведена подробная фазиро-

№ 14.W03.31.0021. Е.А. Кузнецова также благо-

ванная спектроскопия магнитара SGR J1745-

дарит Российский фонд фундаментальных иссле-

2900 в широком диапазоне энергий для состоя-

дований (грант 19-32-90283) за частичную под-

ний с разным уровнем интенсивности излучения

держку данной работы в части исследований про-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021

ФАЗИРОВАННАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ SGR J1745-2900

259

тяженного излучения для получения корректных

15.

Линч и др. (R.S. Lynch, R.F. Archibald, V.M. Kaspi,

оценок фона.

and P. Scholz), Astrophys. J. 806, 266 (2015).

16.

Мадсен и др. (K.K. Madsen, F.E. Christensen,

W.W. Craig, K.W. Forster, B.W. Grefenstette,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

F.A. Harrison, A. Fiona, H. Miyasaka, and V. Rana),

J. Astron. Telescopes, Instruments, and Syst. 3,

Арнауд и др. (K.A. Arnaud), Astron. Soc. Pacific

044003 (2017).

Conf. Ser.

101, Astronomical Data Analysis

17.

Мори и др. (K. Mori, E.V. Gotthelf, S. Zhang, H. An,

Software and Systems V (Ed. G.H. Jacoby,

J. Barnes, 1996), p. 17.

F.K. Baganoff, N.M. Barri `ere, A.M. Beloborodov,

Белобородов (A.M. Beloborodov), Astrophys. J. 566,

S.E. Boggs, et al.), Astrophys. J. 770, L23 (2013).

85 (2002).

18.

Олаусен, Каспи (S.A. Olausen and V.M. Kaspi),

Белобородов (A.M. Beloborodov), Astrophys. J. 703,

Astrophys. J. Suppl. Ser. 212, 6 (2014).

1044 (2009).

19.

Пеннуччи и др. (T.T. Pennucci, A. Possenti,

Бусчери и др. (R. Buccheri, K. Bennett, and

P. Esposito, N. Rea, D. Haggard, F.K. Baganoff,

G.F. Bignami), Astron. Astrophys. 128, 245 (1983).

M. Burgay, F. Coti Zelati, G.L. Israel, and A. Minter),

Вернер и др. (D.A. Verner, G.J. Ferland, K.T. Korista,

Astrophys. J. 808, 81 (2015).

et al.), Astrophys. J. 465, 487 (1996).

20.

Перез и др. (K. Perez, C.J. Hailey, F.E. Bauer,

Вилмс и др. (J. Wilms, A. Allen, and R. McCray),

R.A. Krivonos, K. Mori, F.K. Baganoff, N.M. Barri `ere,

Astrophys. J. 542, 914 (2000).

S.E. Boggs, et al.), Nature 520, 646 (2015).

Витари и др. (A. Vehtari, V. Tolvanen, T. Mononen, et

21.

Понти и др. (G. Ponti, S. Bianchi, T. Mu ˜noz-Darias,

al.), J. Machine Learn. Res. 17 (2014).

K. Mori, K. De, A. Rau, B. De Marco, C. Hailey,

Дегенаар и др. (N. Degenaar, M.T. Reynolds,

et al.), MNRAS 473, 2304 (2018).

J.M. Miller, J.A. Kennea, and R. Wijnands), Astron.

22.

Пресс, Рибики (W. Press and G. Rybicki), Astrophys.

Telegram 5006 (2013).

J. 338, 277 (1989).

Каспи,

Белобородов (V.M.

Kaspi

and

23.

Реа и др. (N. Rea, P. Esposito, J.A. Pons, R. Turolla,

A.M. Beloborodov), Ann. Rev. Astron. Astrophys. 55,

D.F. Torres, G.L. Israel, A. Possenti, M. Burgay,

261 (2017).

et al.), Astrophys. J. 775, L34 (2013).

10.

Каспи и др. (V.M. Kaspi, R.F. Archibald, V. Bhalerao,

24.

Реа и др. (N. Rea, F. Coti Zelati, D. Vigan `o,

F. Dufour, E.V. Gotthelf, H. An, M. Bachetti,

A. Papitto, F. Baganoff, A. Borghese, S. Campana,

A.M. Beloborodov, et al.), Astrophys. J. 786, 84

P. Esposito, et al.), Astrophys. J. 894, 159 (2020).

(2014).

25.

Ситтер, Ву (R.R. Sitter and C. Wu), Statist. Probabil.

11.

Кеннеа и др. (J.A. Kennea, H. Krimm, S. Barthelmy,

Lett. 52, 353 (2001).

N. Gehrels, C. Markwardt, J. Cummings, F. Marshall,

26.

Туролла и др. (R. Turolla, S. Zane, and A.L. Watts),

T. Sakamoto, et al.), Astron. Telegram 5009 (2013a).

Rep. Progr. Phys. 78, 116901 (2015).

12.

Кеннеа и др. (J.A. Kennea, D.N. Burrows,

27.

Фериал (O. Feryal), Astrophys. J. 575, 397 (2002).

J. Cummings, C. Kouveliotou, N. Degenaar,

28.

Харрисон и др. (F.A. Harrison, W.W. Craig,

M.T. Reynolds, J.M. Miller, and R. Wijnands),

F.E. Christensen, Ch.J. Hailey, W.W. Zhang,

Astron. Telegram 5124 (2013б).

S.E. Boggs, D. Stern, W.R. Cook, et al.), Astrophys.

13.

Коти Зелати и др. (F. Coti Zelati, N. Rea, A. Papitto,

J. 770, 103 (2013).

D. Vigan `o, J.A. Pons, R. Turolla, P. Esposito,

29.

Ху и др. (C.-P. Hu, C.-Y. Ng, and W.C.G. Ho),

D. Haggard, et al.), MNRAS 449, 2685 (2015).

MNRAS 485, 4274 (2019).

14.

Коти Зелати и др. (F. Coti Zelati, N. Rea, R. Turolla,

30.

Шеннон, Джонстон (R.M. Shannon and

J.A. Pons, A. Papitto, P. Esposito, G.L. Israel,

S. Campana, et al.), MNRAS 471, 1819 (2017).

S. Johnston), MNRAS 435, L29 (2013).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№4

2021